Vznikla atmosféra Titanu v důsledku bombardování?

Autor: Mgr. Tomáš Petrásek

Původně vyšlo na Vzdalenesvety.cz

Saturnův největší měsíc Titan je druhým největším měsícem ve sluneční soustavě. Má průměr 5150 km, větší, než planeta Merkur. Má nízkou střední hustotu 1,5 g/cm³, což naznačuje, že jeho podstatnou část tvoří zřejmě vodní led. Od všech ostatních měsíců ho však odlišuje dusíková atmosféra, jejíž tlak na povrchu se rovná 1,5násobku atmosférického tlaku na Zemi. Jak je možné, že má Titan takovou atmosféru, že dodnes nepodařilo uspokojivě vysvětlit. Původně se předpokládalo, že dusík vznikl rozkladem amoniaku na mladém, teplém Titanu pokrytém čpavkovým oceánem a hustou atmosférou. Na produkci dusíku, a zejména doplňování metanu se potom měla podílet vnitřní geologická činnost.

Starší představy o nitru Titanu předpokládaly diferencované těleso, rozdělené na ledový plášť a horninové jádro, a geologicky aktivní. Jenomže nyní se zdá, že všechno je jinak. Titan se jeví jako geologická mrtvola, diferencovaná v nejlepším případě částečně. Také v dobách svého mládí byl podstatně chladnější, než se původně soudilo. To ale otevírá spoustu znepokojivých otázek. Alespoň jednu z nich – původ atmosférického dusíku, nyní vysvětlil tým japonských badatelů (Sekine a kol., 2011).

Dusíko-metanová atmosféra na Titanu byla vždycky zdrojem údivu, fascinace a záhad. Přitomnost metanu, zejména dlouhodobé nahrazování fotolytických ztrát, se stále nepodařilo uspokojivě vysvětlit – globální oceán této látky neexistuje, a kryovulkány doplňující CH₄ z podzemních rezervoárů také dosud nebyly nalezeny. Alespoň v případě hlavní složky atmosféry – molekulového dusíku – jsme snad o něco chytřejší.

Dusík se na Titan nemohl dostat v podobě elementárního dusíku (N₂). Ten totiž není snadné zkondenzovat do podoby klatrátu či ledu, který by se mohl stát součástí planetesimál, z nichž tento satelit vznikl. Ostatně kdyby stavební kameny Titanu obsahovaly dusík, musely by obsahovat i jiné podobně těkavé plyny, například primordiální izotopy argonu, a těch na Titanu není mnoho. Dusík se na tento satelit tedy musel dostat v chemicky vázané podobě, tedy nejspíše jako amoniak (NH₃), a do podoby N₂ byl převeden teprve dodatečně.

Podle starších představ se tak stalo fotochemickým rozkladem amoniaku v atmosféře raného, mnohem teplejšího Titanu – při současných teplotách je totiž výskyt plynného NH₃ vyloučen. Alternativním mechanismem rozkladu mohly být geochemické procesy v aktivním Titanově nitru. Teplý raný Titan s hustou atmosférou a čpavkovými moři by se pravděpodobně diferencoval (horniny by se soustředily v jádře a oddělily od ledové složky), geologicky aktivní Titan by už bez diferenciace nebyl snad ani myslitelný.

Starý obraz Titanu je ale stále povážlivěji zpochybňován novými objevy. Zdá se, že nitro Titanu diferencované není, přinejmenším ne plně. To by znamenalo, že s geologickou aktivitou to také příliš slavné nebude, a skutečně, jednoznačných stop vulkanismu či tektoniky je zatím poskrovnu (i když je otázkou do diskuse, nakolik je nepřítomnost důkazu důkazem nepřítomnosti). Protože diferenciace je spouštěna teplem akrece (formování) kosmického tělesa, znamená to, že v případě Titanu se uvolnilo tepla relativně málo. To by znamenalo menší rozsah prvotního oceánu, a také řidší a krátkodobější praatmosféru, kde by k masivní fotolýze čpavku nebyl ani čas, ani dostatečná teplota. Rozklad dusíku geologickým teplem by byl vyloučen tím spíše.
Jak tedy vznikla současná atmosféra? O metanu můžeme zatím jen spekulovat, tým japonských badatelů si však nově posvítil na původ dusíku. Ukázalo se, že i na chladném Titanu, který nikdy nebyl významněji přetaven, existovala síla, která mohla molekuly amoniaku zamrzlé v povrchovém ledu rozbít na molekulární dusík: byla to dopadající kosmická tělesa. Experimenty se simulovanými impakty a následné výpočty ukázaly, že dopadající komety by dokázaly uvolnit dostatek dusíku, aby to vysvětlilo Titanovu současnou atmosféru.

Ne každý impakt rozkládá amoniak stejně efektivně. Během akrece, kdy se zformovalo hlavní těleso Titanu, se planetesimály obíhající na podobných drahách v podstatě jen „slepovaly“ a jejich kolizní rychlosti byly nízké. Čpavek se proto uchoval nedotčený. Zcela jiná situace ovšem nastala v období tzv. Velkého bombardování před 3,9 miliardy let (tj. asi 0,5 miliardy let po vzniku Titanu). Tehdy na Titan dopadlo množství velkých těles ze vzdálenějších končin sluneční soustavy, a kolizní rychlosti byly mnohem vyšší. Rozložení čpavku obsaženého v povrchovém ledu, ale možná i v samotných kometách, na dusík, proběhlo velmi efektivně a mohlo vytvořit i atmosféru o tlaku několika barů (stovek kPa).

Japonský tým předpokládá, že lví podíl současné atmosféry vznikl až během pozdního velkého bombardování, asi půl miliardy let po Titanově vzniku. Pokud existovala ještě starší prvotní atmosféra, její příspěvek k současnému titanskému ovzduší je minimální, protože byla z velké části „odvanuta“ impakty do kosmu a nahražena nebo alespoň rozředěna nově generovaným dusíkem.

Tento výklad je zajímavý i ve vztahu k jiným kosmickým tělesům. Vysvětluje například, proč v povrchovém materiálu žádného ledového měsíce Saturnu není obsažen čpavkový led, neboť rozbití amoniakových molekul se neodehrálo zdaleka jen na Titanu. Podobně jako Titan přišel ke své dusíkové atmosféře i Triton. Naopak dusík na Plutu musel vzniknout jinou cestou, protože impakty na tuto trpasličí planetu byly mnohem méně energické (rychlost impaktoru je zvyšována jednak gravitací samotného tělesa, která je u Pluta menší než u Titanu, a u satelitů také gravitací mateřské planety, což se u Pluta uplatnit nemůže).

Je otázkou, zda neúplná diferenciace Titanova nitra vylučuje představu prapůvodního čpavkového oceánu a relativně teplé atmosféry v raných dobách tohoto tělesa. Lze si představit svět pokrytý čpavkovým oceánem (o teplotě třeba jen −100 °C) a atmosférou, jehož nitro zůstává chladné, tvořené nediferencovanou směsí hornin a vysokotlakých ledů. Určitým svědectvím je, že zbytek řečeného  o c e á n u  zůstává na Titanu patrně dodnes, jen jej již pokryla desítky kilometrů silná ledová kůra tvořící pozorovatelný povrch tělesa. Analogické roztavení svrchní vrstvy ledu (nikoli však hlubokého nitra) energií impaktů je předpokládáno na Jupiterově Callisto (viz zde a zde), která je stále častěji k Titanu přirovnávána.

Zdá se, že názor vědecké většiny se postupně přivrací k pohledu na Titan jako na svět bezpochyby zajímavý, ale s minimální vnitřní aktivitou, nebo dokonce geologicky zcela mrtvý. Je zde na místě opatrnost, protože tyto představy zatím stojí na dost chatrných základech, a jediné pozorování je může odsoudit na smetiště dějin. Takové kotrmelce Titan „umí“ velice dobře, jak si pamatují všichni, kdo sledovali vývoj situace s metanovými moři, kde se kyvadlo nejprve zhouplo od globálních oceánů až ke globální poušti, aby se nakonec ustálilo uprostřed na polárních jezerech.

Zdroj

Saturn moon’s atmosphere forged by comet impacts (New Scientist)
SEKINE, Yasuhito – GENDA, Hidenori – SUGITA, Seiji – KADONO, Toshihiko – MATSUI, Takafumi (2011): Replacement and late formation of atmospheric N₂ on undifferentiated Titan by impacts. (Abstrakt článku)

Podobné články

KOCOUR, Vladimír: „Faleš“ Titanu svědčí o podpovrchovém oceánu, Planetary.cz, 19. 4. 2011